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Se trata de explicar con cada uno de estos modelos los mecanismos por los
que se genera la radiación dentro o cerca de cada objeto, y
cómo esa radiación es emitida después por el objeto. Las
medidas de radiación se utilizan para valorar la distribución
y condiciones de la energía de los átomos, así como los
distintos tipos de átomos que componen el objeto. La
temperatura y presión del objeto se pueden calcular, a
continuación, utilizando las leyes de la termodinámica.
Los modelos de los objetos celestes en equilibro se basan en
el equilibrio entre las fuerzas ejercidas sobre los objetos y
dentro de ellos. Los cataclismos se interpretan como modelos
en los que dichas fuerzas están desequilibradas.
2 EL ESTUDIO DE LAS ESTRELLAS
Las estrellas están entre los objetos celestes mejor
comprendidos. Como la luz de una estrella se dispersa en su
espectro, las intensidades relativas a diferentes longitudes
de onda aportan una información importante sobre el astro. La
temperatura de la superficie se puede calcular con las leyes
de la radiación térmica.
Si se conoce la distancia a una estrella se puede deducir su
luminosidad sumando las intensidades observadas en todas las
longitudes de onda. Su radio se obtiene, entonces, basándose
en el hecho de que la luminosidad es el producto de la energía
emitida por unidad de superficie (que depende de la
temperatura de la superficie) y la superficie total.
Si el espectro de una estrella se estudia con métodos de alta
resolución se pueden ver muchas líneas oscuras a determinadas
longitudes de onda. Estas líneas se deben a la absorción de la
luz de las capas más profundas por los átomos de las capas
superiores, más frías. Los átomos presentes en la estrella se
identifican comparando las líneas de absorción estelares con
las producidas en el laboratorio por los gases conocidos;
también se puede calcular la temperatura y la presión de la
atmósfera, así como la abundancia relativa de elementos
químicos. Véase Líneas de Fraunhofer.
La mayor parte de las estrellas se halla en una etapa de su
vida conocida como la “secuencia principal”; en esta etapa, la
luminosidad y la temperatura aumentan con la masa. Algunas
estrellas son más brillantes y por tanto mayores que las de la
secuencia principal de la misma temperatura: son las llamadas
estrellas gigantes rojas. Muchas estrellas son más débiles y
por tanto más pequeñas que las de la secuencia principal de la
misma temperatura, como las enanas blancas (un 1% del diámetro
del Sol) y las estrellas de neutrones (0,001% del diámetro del
Sol).
Los modelos teóricos de los interiores estelares se han
calculado basándose en la teoría del equilibrio existente
entre la fuerza de gravedad, que contribuye al colapso de la
estrella, y la presión de los gases recalentados que tienden a
la expansión. Las altas temperaturas estelares también
impulsan una corriente de calor desde el interior al exterior
de la estrella. Para que la estrella esté en equilibrio, esta
pérdida de calor tiene que compensarse con la energía que se
libera en las reacciones nucleares internas. A medida que se
acaban los diferentes combustibles nucleares, la estrella
evoluciona lentamente, y el núcleo se contrae hasta densidades
cada vez mayores.
En las estrellas de poca masa este proceso termina con la
expulsión suave de las capas exteriores formando una nebulosa
planetaria; el núcleo se enfría entonces hasta formar una
enana blanca. Las estrellas de mayor masa se hacen inestables;
a medida que evolucionan, este núcleo se colapsa
repentinamente y forma una estrella de neutrones o un agujero
negro, y la energía así liberada expulsa las capas exteriores
a gran velocidad, en una espectacular explosión llamada
supernova.
3 EL ESTUDIO DE LAS GALAXIAS
Las galaxias son sistemas gigantes de estrellas que se
encuentran a grandes distancias unos de otros. Las galaxias
contienen, también, materia interestelar en forma de gas
difuso y partículas de polvo atravesadas por débiles campos
magnéticos en los que se encuentran atrapadas partículas
energéticas electrizadas llamadas rayos cósmicos.
Las galaxias elípticas tienen forma esferoidal y muy poca
materia interestelar; las galaxias espirales son discos
giratorios muy achatados compuestos de materia interestelar, y
contienen un gran número de estrellas masivas, así como de
estrellas con menos masa también comunes a las galaxias
elípticas. La materia del disco forma habitualmente dos brazos
en espiral.
En el núcleo de algunas galaxias, fuentes de partículas
rápidas (partículas cuyas velocidades se aproximan a las de la
luz) emiten ondas de radio y rayos X, así como luz visible;
por ello se las denomina galaxias activas. Este fenómeno se
observa tanto en las galaxias elípticas como en las espirales;
los objetos llamados quásares parece que también desarrollan
esta actividad de manera extrema, con una luminosidad que
llega a ser 100 veces la de todas las demás estrellas de la
galaxia (véase Radioastronomía).
Los modelos teóricos de galaxias se basan en el intercambio de
materia y energía entre estrellas y el material interestelar.
Cuando se formaron, las galaxias constaban sólo de gas, y en
una segunda fase las estrellas nacieron, y siguen naciendo, de
este gas. Cuando se produce una supernova entre estas
estrellas, se expulsa al espacio una materia rica en elementos
pesados. De este modo, la materia interestelar se va
enriqueciendo con elementos pesados, que después llegan a ser
parte de nuevas generaciones de estrellas. En las galaxias
elípticas el proceso se completa del todo, y queda muy poca
materia interestelar. En las espirales, sin embargo, hay más
materia interestelar; en estas galaxias el porcentaje de
formación de estrellas es superior en los brazos de la espiral
que en el núcleo. En apariencia, las ondas de densidad espiral
comprimen la materia interestelar formando nubes oscuras que
después se colapsan formando nuevas estrellas.
4 EL ESTUDIO DEL UNIVERSO
La cosmología busca la comprensión de la estructura del
Universo. Las modernas concepciones cosmológicas se basan en
el descubrimiento, hecho por el astrónomo estadounidense Edwin
Hubble en 1929, de que todas las galaxias se alejan unas de
otras a velocidades proporcionales a sus distancias. En 1922,
el astrónomo ruso Alexandr Friedmann señaló que el Universo
tiene, por término medio, la misma densidad de materia en
todas partes. Utilizando la teoría de la relatividad general
de Albert Einstein para calcular los efectos gravitacionales,
mostró que un sistema de estas características tuvo que
originarse en una singularidad de densidad ilimitada (el Big
Bang o Gran Explosión) y que se expandió a partir de ese
estado en la forma exacta en que después lo observó Hubble.
Muchos astrónomos interpretan hoy sus datos desde el punto de
vista del modelo del Big Bang, que a principios de la década
de 1980 se perfeccionó aún más con la llamada teoría
inflacionaria, intento de explicar las condiciones que
llevaron al Big Bang. El descubrimiento en 1965 de la
radiación de fondo de microondas, un débil resplandor de
microondas, casi idénticas, en todas las direcciones,
respondió a la predicción del modelo del Big Bang según la
cual la radiación creada en el mismo Big Bang seguiría
presente en el Universo.
Hasta ahora, los teóricos no han podido establecer si el
Universo continuará su expansión indefinidamente. El problema
se centra en la masa que pudiera existir en el Universo, dado
que las estimaciones actuales no concuerdan con otras
predicciones de la teoría del Big Bang. De acuerdo con estas
estimaciones, la gravitación es insuficiente para detener la
expansión. Sin embargo, ciertos científicos apoyan el concepto
de un universo oscilante, que requiere más masa que la que
sostienen las estimaciones actuales. Éstos sugieren que la
masa desaparecida está en los espacios intergalácticos o en
los agujeros negros. Otra teoría sostiene que las partículas
subatómicas llamadas neutrinos, presuntamente sin masa, sí
tienen masa. El Universo está inundado de neutrinos, de forma
que su masa total sumada podría bastar para mantener el
proceso de expansión y contracción del Universo
indefinidamente. Véase también Física.
Artículo enviado
por Miguel Benítez Milano
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